Astronomia
Lezione 11/12/2015
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail: alessandro.melchiorri@roma1.infn.it
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Libri di testo consigliati:
Universe, R. Freedman, w. Kaufmann, W.H.Freeman and Co., New York
An introduction to modern astrophysics, B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley
Astronomia
Lezione 11/12/2015
La fine delle stelle massicce
Le stelle massicce attraversano diversi stadi di fusione che
portano alla formazione di un nucleo di Fe.
Fe ha la più bassa energia di legame → un ulteriore processo di fusione assorbirebbe energia.
La fusione nel nucleo cessa ma la massa continua a crescere a causa della fusione di Si nello strato esterno.
Quando il nucleo raggiunge la massa limite di Chandrasekhar (~1.4 masse solari), la pressione di
degenerazione degli elettroni non può più opporsi alla gravità.
Il nucleo collassa in modo catastrofico dando luogo alla
esplosione di una Supernova!
Evoluzione di Stelle Massicce
Supernova 1987a
La SN1987a e’ stata l’ultima supernova ad esplodere in prossimita’ della nostra galassia (nella Grande Nube di Magellano, galassia satellite). Nella figura si vede la stella prima dell’esplosione
Supernova 1987a
La SN1987a e’ stata l’ultima supernova ad esplodere in prossimita’ della nostra galassia (nella Grande Nube di Magellano, galassia satellite). Nella figura si vede la stella dopo l’esplosione
Supernova 1987a
Rilascio di Energia da parte di SN
Durante il collasso del nucleo di Ferro, le parti centrali raggiungono densità di ~10^17 kg /m^3
~ densità dei nuclei atomici:
i nuclei di ferro si disgregano in p+n;
p+e- → n+ν (grosso flusso di neutrini);
si forma un nucleo degenere di neutroni (→stella di neutroni) che frena il collasso.
Le parti esterne in caduta libera rimbalzano sul nucleo di neutroni incomprimibile, dando luogo ad una violenta onda d’urto (esplosione) che spazza via tutti gli strati esterni della stella.
L’energia rilasciata è ~10^46 J ~ energia gravitazionale di una stella con R= 10 km e M= 2 masse solari (Egrav ~ GM2/R ~ 10^47 J).
Solo 1% dell’energia rilasciata è osservabile (energia cinetica dell’onda d’urto e radiazione). Il restante 99% è portato via dai neutrini.
Durante tutta la fase di sequenza principale l’energia rilasciata è Etot ≈ 10^44 J, solo ~1% dell’energia di una supernova!
Supernovae in Altre Galassie
Supernova nella galassia NGC 4526, distante 6.4 Mpc (~20 milioni di anni luce).
Supernovae in Altre Galassie
Nucleosintesi con SN
Gli elementi fino al Fe vengono prodotti dalle reazioni di fusione nucleare nelle stelle massicce (reazioni esotermiche).
La produzione di elementi più pesanti richiede energia
(reazioni endotermiche).
La forte onda d’urto prodotta dal “rimbalzo” sul nucleo di neutroni è tale da innescare reazioni “esplosive” di fusione nucleare nel gas in caduta
verso il nucleo.
Queste reazioni di fusione
producono un grosso flusso di
neutroni.I neutroni sono assorbiti dai nuclei pesanti a formare isotopi ricchi di neutroni e perciò
instabili, per esempio:
^56Fe + n → ^57Fe
^57Fe + n → ^58Fe, ecc.
Questi decadono rapidamente a formare elementi stabili come:
^61Fe → ^61Co + e- + ν
Modo per formare elementi più
pesanti di ^56Fe!
Tipi di Supernovae
Esistono vari tipi di supernove (Ia, Ib, Ic, II) classificate secondo i loro spettri.
Tipo I: Supernove senza righe di idrogeno nel loro spettro
Tipo Ia hanno una forte riga di Si II a 615nm. Tipo Ib hanno righe di Elio, Tipo Ic non hanno Elio.
Tipo II: Supernove con righe di idrogeno nello spettro.
I tipi II, Ib, Ic sono riconducibili al collasso del nucleo in stelle massicce (fase finale della vita delle stelle).
Il tipo Ia invece è riconducibile all’esplosione di una stella di massa
~solare in sistemi stellari “vecchi”. Le supernove di tipo Ia si originano in sistemi binari costituiti da una gigante rossa ed una nana bianca.
Supernovae: curve di luce
Mettendo in relazione la luminosità di una supernova con un periodo di tempo, la curva di luce che ne risulta mostra un caratteristico picco seguito da un declino.
Le Supernovae di tipo II hanno un tasso di declino medio di 0,008 magnitudini al giorno, un tasso minore rispetto a quello delle supernovae di tipo Ia.
Supernovae: curve di luce
Le SN-Ia sono molto più luminose e raggiungono dei picchi di luce con magnitudine intorno a -19 !
Corrispondente alla luminosità di un miliardo di soli.
La luminosità successiva è dovuta al decadimento del materiale radioattivo espulso.
Dato che il tipo di materiale emesso è diverso a seconda della SN il
modo con cui queste curve di luce scendono dipende dal tipo di SN.
Supernova Ia
La perdita di massa della gigante rossa aumenta la massa della nana bianca e la porta sopra il limite di Chandrasekar.
Si ha il collasso del nucleo e quando la temperatura è sufficientemente alta si innesca il bruciamento esplosivo del C.
La stella è completamente distrutta dall’esplosione!
Le supernovae Ia sono oggi usate come indicatori di distanze.
Queste infatti emettono praticamente la stessa luminosità.
Vedremo nelle prossime lezioni come possono essere usate.
Una differenza fondamentale tra le supernovae Ia e le altre è che l’energia rilasciata non è di origine gravitazionale (non abbiamo un core collapse) ma termonucleare !
Phillips relationship
Faster is the decrase Fainter
(larger magnitude)
is the SN-IA
Una volta che abbiamo
calibrato la SN-Ia conosciamo la sua luminosità o magnitudine assoluta.
misurando da terra la magnitudine apparente possiamo determinarne la distanza.
La determinazione della distanza delle SN-Ia
insieme alla determinazione del redshift della SN-Ia
(legge di Hubble)
permette di determinare il tipo di contenuto
energetico nell’universo.
Il risultato sorprendente (Premio Nobel 2011) è che l’universo e’ costituito solo dal 4%
da materia ordinaria (o conosciuta).
Il 22% e’ materia oscura (materia che non si vede ma che non abbiamo ancora capito cosa sia, non fa parte del modello standard della fisica delle particelle).
Il 74% da energia oscura (energia che non forma strutture) con
proprietà molto strane e che ancora non comprendiamo.
Provocherebbe una espansione accelerata dell’universo.
«Resti» di Supernovae
Le supernovae di tipo II lasciano come residuo una stella di neutroni o un buco nero (nucleo della stella).
Le supernovae di tipo I e II producono un “resto” di supernova.
Supernovae Remnants. Prodotto dalla nube di gas caldissimo che spazza via il mezzo interstellare. Dura circa 1000 anni.
Resti di Supernovae
Il resto della supernova di Keplero viene da una supernova esplosa nel 1604.
Nube di gas a ~1000 K (verde) spazza via il gas a velocità di ~2000 km/s (blu).
Nebulosa del Granchio: resto di supernova esplosa nel 1054 e documentata dagli astronomi cinesi.
Rimase visibile di giorno per 23 giorni!
Nebulosa delle Vele
E’ un resto di SN esplosa 15000 anni fa da una SN di tipo II.
E’ distante circa 800 pc.
Il resto della supernova procede a velocità elevatissima,
interagisce con il mezzo interstellare eccitandolo e rendendolo visibile.
Nebulosa Gum 12
Difficile da osservare perché enorme (occupa 40 gradi nel cielo !). E’ centreta nella Vela.
Nasce da SN esplosa 11000 anni fa, dista circa 400 pc (per questo e’ così grande).
Quando esplose doveva apparire luminosa come la luna al primo quarto (quindi visibile anche di giorno).
Cassiopeia A
Radio Infrarosso+Visibile+X
La maggior parte dei resti di supernovae conosciuti sono visibili alle frequenze radio.
Cassiopeia A e’ un esempio. E’ esplosa 300 anni fa ma l’esplosione sulla terra non sembra averla vista nessuno (e la cosa rimane un mistero). Dista circa 3000 pc da noi.
Fasi finali di stelle massicce
Le stelle (isolate!) di massa maggiore alle 8 masse solari finiscono la loro vita nella esplosione di una supernova. Questa lascia un resto che si espande via nell’universo.
Al centro ci puo’ essere una stella di neutroni (fino a 3 masse solari) oppure un buco nero se la massa del core è ancora superiore.
Fritz Zwicky Walter Baade
Cosa rimane della stella in un resto di supernova ?
Baade e Zwicky ipotizzarono l’esistenza di «stelle di
neutroni».
analoghe alle nane bianche ma con un gas degenere di neutroni invece
che di elettroni.
Nessuno negli anni 30 prese sul serio questa Ipotesi.
Nnel 1967 Jocelyn Bell, allora studente di dottorato a Cambridge, mentre lavorava alla
costruzione di un sistema di antenne come radiotelescopio scopre un segnale regolare
con un periodo di circa un secondo.
La Bell lavorava nel gruppo del Prof. Antony Hewish.
Il segnale misterioso delle Pulsar
• Cosa poteva essere ?
- Messaggio di Alieni: il segnale fu così interpretato all’inizio e la sorgente chiamata come LGM1 (Little Green Man 1). Ma tale soluzione fu scartata ben presto perché furono scoperte altri segnali provenienti da altre direzioni. Però la storia ha ispirato il romanzo Contact di Carl Sagan ed il film seguente con Jodie Foster.
- Stelle Variabili: no periodo troppo breve (1 s e meno) una stella non può pulsare così rapidamente.
- Stelle binarie in occultazione: no, ancora periodo troppo breve. Dalla legge di Keplero si dovrebbe avere una distanza tra le stelle di 1000 km ! Troppo piccola.
- Nane Bianche in rotazione con un «beam» di luce. No la rotazione (1 s) e’ troppo veloce ! La nana bianca non sopporterebbe tale rotazione e si disintegrerebbe.
• Puo’ essere una stella di neutroni perché:
- Ruota molto velocemente perché molto compatta. Nella contrazione di una stella si deve conservare il momento angolare. Più la stella è piccola maggiore e’ la sua velocità di rotazione. Una stella di neutroni di circa 1.4 masse solari ha un
diametro di circa 20 km ! Se il sole fosse condensato in un tale diametro
ruoterebbe con un periodo di un millesimo di secondo. Il periodo di rotazione attuale e’ di un mese.
- Puo’ avere grandi campi magnetici necessari per produrre il beam di radiazione.
Le linee di campo magnetico si concentrerebbero su di una superficie circa 10 miliardi di volte più piccola. Il campo magnetico sarebbe quindi 10 miliardi di volte più grande ! Il campo magnetico terrestre e’ di 0.5 Gauss. Il campo
magnetico di una nana bianca e’ di un milione di Gauss. Quello di una stella di neutroni e’ un trilione di Gauss (anche mille trilioni..).
La risposta: Stella di Neutroni
Stella di Neutroni
Durante l’esplosione di una supernova il nucleo di ferro si contrae, i nuclei atomici si disgregano in neutroni.
Il collasso è arrestato dalla pressione di degenerazione dei neutroni.
Il nucleo di neutroni è quello che poi resta a formare la stella di neutroni.
Proprietà di una stella di neutroni:
massa, M ~ 1.4 ‒ 3 (?) masse solari raggio, R ~ 10 km
densità, ρ ~ 10^17 ‒ ^18 kg /m^3
(nucleo atomico ρ = 2×10^17 kg m/^3)
gravità superficiale, g = GM/R2 ~ 10^12 m/s^2 ~ 10^11 g (!) velocità di fuga, Vf = (2 GM/R)0.5 ~ 2.3×10^5 km/s s ~ 0.8 c (!) Il momento angolare si conserva → ruota rapidamente.
Il flusso magnetico ( ~B×R^2 ) si conserva → forte campo magnetico.
Il campo magnetico non è diretto lungo l’asse di rotazione.
- Il forte campo magnetico crea coppie di particelle (elettroni).
- Queste spiraleggiano lungo le linee di forza ed emettono radiazione lungo queste.
- Si forma un raggio di radiazione. Se siamo lungo la sua traiettoria lo vediamo.
Analogia con un Faro. Attenzione in realtà le pulsars non pulsano affatto !!!
Stelle di Neutroni – Resti di Supernovae
Le pulsar emettono anche ad alte frequenze. Guardando ai resti della supernova vista dai cinesi e (forse) dagli indiani nel 1054, la nebulosa del Granchio, si e’ vista una Pulsar sia nel
visibile che negli X. In alcuni resti NON si osservano Pulsar. O il beam non e’ diretto verso di noi oppure la supernova originaria era di tipo Ia (che esplode completamente).
Alcune stelle di neutroni appaioni pero’ isolate.
come e’ possibile ?
Alcune stelle di neutroni hanno moto propri elevati…come se l’esplosione della SN fosse asimmetrica.
La pulsar B1757-24 si muove alla velocità di circa 600 km/s !
Pulsars
L’esistenza delle stelle di neutroni fu predetta nel 1930 (Zwicky & Baade).
Ma non fu provata fino al 1967, quando Jocelyn Bell-Burnell & Anthony Hewish scoprirono le Pulsar,
sorgenti radio con pulsazioni estremamente regolari
(P = 0.001 s);
inizialmente ritenuti segnali da esseri “intelligenti” poi ci si è resi conto che sono stelle di neutroni rapidamente ruotanti;
un corpo di massa M e raggio R che ruota con periodo P per non essere distrutto dalla forza centrifuga deve avere P = (3π/Gρ)^0.5:
P = 0.001 s → ρ = 1.4×10^17 kg m-3
Le pulsazioni sono dovute all’emissione a
“faro” della pulsar.
Quindi Jocelyn Bell ha scoperto le pulsars e quindi le stelle di neutroni.
Purtroppo il premio Nobel per tale scoperta andò al suo capo, Hewish.
Ancora oggi questo e’ considerato uno dei più grandi errori del comitato dei Nobel.
(ne hanno fatti parecchi….)
In ogni caso la Bell e’ ritenuta oggi una delle astronome più importanti (ha vinto molti altri premi).
La Nebulosa del Granchio
Perché abbiamo questa emissione di luce ? Non e’ una regione HII !
Luce di Sincrotrone
Luce di Sincrotrone
Immagine (vista negli X) della Nebulosa del Granchio.
I campi magnetici emettono due jet di Elettroni, questi emettono radiazione di sincrotrone.
Questo materiale forma delle onde d’urto che producono radiazione X.
Il momento angolare della Pulsar viene trasferito all’esterno. La Pulsar rallenta La sua rotazione.
La pulsar nella nebulosa del Granchio Ha un periodo di 0.033 s e rallenta di circa 2 10^-8 secondi l’anno.
Pulsar giovani hanno periodi minori di Pulsar vecchie !
Fasi finali di stelle massicce
Le stelle (isolate!) di massa maggiore alle 8 masse solari finiscono la loro vita nella esplosione di una supernova. Questa lascia un resto che si espande via nell’universo.
Al centro ci puo’ essere una stella di neutroni (fino a 3 masse solari) oppure un buco nero se la massa del core è ancora superiore.
Relatività Speciale
Vi sono due principi alla base della relatività speciale di Einstein:
- Le leggi della Fisica non cambiano se ci spostiamo rra due sistemi di riferimento In moto a velocità costante
(sistemi di riferimento inerziali).
- La velocità della luce è la stessa se misurata in due sistemi di
Riferimento inerziali.
(Esempio dell’astronauta con una torcia. La luce ci arriva con la stessa velocità sia che stiamo fermi, sia
se ci muoviamo a velocità costante verso di lui.
Relatività Speciale
Il fatto che la velocità della luce sia la stessa in ogni sistema di riferimento inerziale porta a due fatti:
- Contrazione delle lunghezze. Un oggetto in moto a velocità costante rispetto a noi ci Appare di dimensioni minori lungo la direzione del moto.
- Dilatazione dei tempi. In un corpo in moto rispetto a noi a velocità costante il tempo passa piu’ lentamente rispetto a noi.
Relatività Speciale
Il fatto che la velocità della luce sia la stessa in ogni sistema di riferimento inerziale porta a due fatti:
- Contrazione delle lunghezze. Un oggetto in moto a velocità costante rispetto a noi ci Appare di dimensioni minori lungo la direzione del moto.
- Dilatazione dei tempi. In un corpo in moto rispetto a noi a velocità costante il tempo passa piu’ lentamente rispetto a noi.
Misurare i muoni creati nell’atmosfera terrestre sulla superficie terrestre e’ la
prova della dilatazione dei tempi. I muoni dovrebbero decadere in tempi piu’ brevi e non dovrebbero raggiungere la superficie.
Relatività Generale
• Estende la relatività speciale a sistemi non inerziali.
• Si basa sul principio di equivalenza. Localmente e’ impossibile capire se siamo sottoposti ad una forza gravitazionale o
inerziale. Le forze gravitazionali sono forze inerziali e sono
dovute alla curvatura dello spazio tempo.
Relatività Generale
• Estende la relatività speciale a sistemi non inerziali.
• Si basa sul principio di equivalenza. Localmente e’ impossibile capire se siamo sottoposti ad una forza gravitazionale o
inerziale. Le forze gravitazionali sono forze inerziali e sono
dovute alla curvatura dello spazio tempo.
Prove della Relatività Generale
• Deflessione della Luce.
Nella cinematica newtoniana anche le particelle
prive di massa sono sottoposte ad accelerazione. Questo porta ad
una deviazione della posizione delle stelle rispetto alle cielo delle
stelle fisse se le stelle sono in una posizione nel cielo molto vicina al
Sole. I calcoli per la cinematica newtoniana erano già stati fatti da
Cavendish. Einstein mostrò che se la teoria della relatività generale
era corretta allora l’angolo di deviazione della luce doveva essere il
doppio di quello newtoniano. Eddington, con un esperimento molto
famoso svolto durante l’eclisse di Sole del 1919 confermò il risultato
di Einstein.
Deflessione della Luce di una Stella da parte
del Sole.
Telegramma di Eddington ad Einstein nel quale si afferma che le misure confermavano la sua teoria.
Prove della Relatività Generale
Sono stati individuati sistemi di stelle di neutroni binari come PSR B1913+16 (in questo caso una delle due stelle di neutroni la vediamo come una Pulsar).
Questo oggetto, scoperto dagli astrofisici Hulse e Taylor mostra
Delle orbite in accordo con la relatività Generale. Inoltre si ha uno spostamento Nel tempo del periastro in accordo con la perdita di energia del sistema tramite onde gravitazionali, previste dalla GR.
Hulse e Taylor hanno ricevuto il premio Nobel nel 1993 per questa scoperta.
Buchi neri
Come per le nane bianche c’è una massa limite anche per le stelle di neutroni:
M < 3 Masse Solari
Non esiste nessun processo fisico noto che si possa opporre al collasso
gravitazionale di una stella di neutroni.
La stella collasserà in un punto di volume nullo e densità infinita, ovvero una
singolarità: un Buco Nero (Black Hole, BH).
La velocità di fuga dalla superficie di un corpo sferico di massa M e raggio R è:
vf = (2GM/R)^0.5
Supponiamo di comprimere il Sole in una sfera di raggio < 3 km:
vf > c (c = 300000 km/s velocità della luce) neanche la luce può sfuggire → Buco Nero!
I Black Holes
Il forte campo gravitazionale vicino ad un buco nero (BH) può essere descritto solo utilizzando la teoria della relatività generale di Einstein.
Nella relatività generale lo spazio ed il tempo fanno parte di uno spazio-tempo a 4 dimensioni (3 spaziali ed 1 temporale).
La massa curva lo spazio-tempo. La curvatura dello spazio-tempo determina il moto delle masse. La gravità è una manifestazione della curvatura dello spazio-tempo.
I corpi celesti (pianeti, stelle ecc.) abbastanza lontani dal corpo nero continueranno a muoversi secondo le leggi di Newton.
Ad esempio: basta stare a circa 1000 km di distanza da un buco nero di 10 Msolari per avere nuovamente la meccanica Newtoniana.
Orizzonte degli eventi
La massa di un BH è concentrata in un punto di volume zero e densità infinita: una singolarità (non vale più la fisica nota).
Questa singolarità è “nascosta” dall’orizzonte degli eventi: il volume intorno alla singolarità da cui né particelle né fotoni riescono a sfuggire.
Il raggio dell’orizzonte degli eventi (Raggio di Schwarzschild) si ottiene dall’espressione della velocità di fuga sostituendo
v_f → c; c = (2GM/R)^0.5 ovvero:
R_S = 2GM/c^2 ~ 3 km (M/Msole)
Un derivazione rigorosa richiede la relatività generale.
Un buco nero è completamente caratterizzato da massa M, momento angolare J (velocità di rotazione; J=0 → BH di Schwarzschild, J>0 → BH di Kerr) e carica elettrica Q (in pratica Q~0).
Le proprietà del materiale che cade in un BH sono irrilevanti una volta che ha passato l’orizzonte degli eventi!
Come si osservano i BH ?
I buchi neri non possono essere osservati direttamente, ma solo attraverso i loro effetti
gravitazionali.
Un esempio è la scoperta dei BH nelle binarie X:
la massa può essere
misurata dalla oscillazioni periodiche (effetto Doppler) della stella compagna.
Se la stella compatta ha
massa > 3 Msolari allora deve essere un BH.
Il primo candidato: Cygnus X1
Storicamente il primo candidato a Buco Nero e’ stata la sorgente X Cygnus X1 attorno alla supergigante blu HDE 226868. La sorgente X e’ variabile in modo irregolare con un Periodo dell’ordine del centesimo di secondo. Questo porta a concludere che abbia un Dimensione massima di circa 3000 km. Da misure delle righe spettrali della gigante blu si Nota uno shift doppler e si ottiene una massa per la compagna sulle 7 masse solari.
Non può quindi essere una stella di neutroni, e’ probabilmente un buco nero.
Altri candidati
V404 Cygni è un sistema binario costituito da una stella ordinaria e da un buco nero, situato
nella costellazione del Cigno, ad una distanza di 2,39± 0,14 kpsc (circa 7800 anni luce) dalla Terra. Gli astronomi scoprirono la sua presenza nel 1989, quando il satellite giapponese per raggi X Ginga rilevò un burst di raggi X da un oggetto allora noto con la sigla GS2023+338. Esso proveniva da una regione dove era stata registrata nel 1930 una nova.
Successivi studi condotti dall'Osservatorio di Mauna Kea hanno accurato che si tratta di un sistema costituito da una stella di classe spettrale K, con una massa circa il 70% del Sole, ruotante attorno ad un oggetto con massa di circa 12 volte il Sole, con un periodo di 6,5 giorni. Essendo tale massa molto
superiore al limite di Oppenheimer, l'oggetto può essere solo un buco nero. La notevole vicinanza della stella ordinaria fa sì che essa abbia una forma allungata verso il buco nero, che le sottrae materia
attraverso un disco di accrescimento. Ogni qualche decina di anni il disco raggiunge dimensioni tali da provocare violenti fenomeni che danno luogo alle forti variazioni di luminosità osservate. Questo sistema ospita il buco nero più vicino alla Terra di cui è stata accertata l'esistenza.
Altri Candidati
A0620-00 (V616 Monocerotis), è un sistema binario a raggi X formato da una stella di classe spettrale K e da un candidato buco nero, situato nella costellazione dell'Unicorno.
La controparte visibile del sistema è una nana arancione di massa compresa tra le 0,5 e
1,5 masse solari, mentre l'oggetto compatto, un probabile buco nero, ha una massa compresa dalle 3 alle 11 masse solari, a seconda delle fonti prese come riferimento. La distanza del
sistema dalla Terra è di circa 3000 anni luce.
In totale come binarie X ad oggi si sono trovati una ventina di candidati a buco nero.
Gamma Ray Bursts (GRB)
Brevi e intensi lampi (bursts) di raggi γ.
Durata del singolo lampo ~ pochi secondi.
L’alone nei raggi X e nell’ottico sparisce in alcuni giorni.
Due tipi di GRB:
di lunga durata: 2 → 1000 s (più comuni) di corta durata: 0.01 → 2 s
Sono distribuiti a caso su tutto il cielo → hanno un’origine extragalattica.
L’origine extragalattica comporta luminosità ed energie estreme:
L ~ 10^43 W E ~ 10^45 J
Nei casi più estremi:
E ~ 10^47 J ~ Msolare c^2 (!)
Gamma Ray Bursts (GRB)
Natura Extragalattica dei GRB
La natura extra-galattica dei GRB e’ stata confermata dalle misure combinate del satellite Italiano Beppo-Sax e dell’HST. GRB e galassia ospite sono nelle stesse coordinate.
Cosa produce i GRB ?
Durata corta:
stadio finale della fusione di una binaria composta da stella di neutroni e buco nero (o altra stella di neutroni).
Durata lunga:
collasso del nucleo di una stella massiccia (> 25 Msolari) rapidamente ruotante
Buchi Neri Supermassivi
Al centro di ogni galassia si suppone la presenza di un buco nero supermassivo (con
massa pari a milioni ma anche a miliardi di masse solari e raggi di Schwarzschild dell’ordine di 1 UA. In alcune galassie e’ visibile il disco di accrescimento ed il jet come per un buco nero di origine stellare.
Buco Nero al Centro della Via Lattea
Gli astronomi ritengono che anche la
nostra Galassia contenga al suo centro un buco nero supermassiccio, in direzione della
radiosorgente Sagittarius A*, a 26.000 anni luce dal sistema solare in quanto:
- La stella S2 segue un'orbita ellittica con un periodo di 15,56 ± 0,35 anni ad una distanza media di 134,6 UA (17 ore-luce).
- Dal moto di S2, la massa dell'oggetto viene stimata in 4,1 milioni di masse solari.
-Il raggio dell'oggetto centrale deve ovviamente essere inferiore a 17 ore luce, altrimenti S2 entrerebbe in collisione o ne verrebbe lacerata dalle forze di marea.
Misure recenti indicano che il raggio dell'oggetto non sia superiore a 6,25 ore luce, cioè all'incirca l'orbita di Urano.
Solo un buco nero ha una densità sufficiente per stivare 4,1 milioni di masse solari in un tale volume di spazio.
Stelle Variabili
Alcune stelle possono variare di alcune magnitudini in brillanza.
- Variabili RR Lyrae.
- Variabili Cefeidi.
- Variabili a lungo periodo.
Sono tutte stelle evolute di postsequenza.
La variabilità sembra causata da pulsazioni in cui l’inviluppo esterno si espande e si contrae ciclicamente.
Ricordiamo che:
Per esempio nelle Cefeidi il raggio varia del 5-10% durante le
pulsazioni.
Variabili Cefeidi
Il nome di questa classe di stelle deriva da δ Cephei, la prima variabile di questo tipo osservata nella nostra galassia. Essa varia dalla magnitudine 3,7 a 4,5 in un periodo di 5,4 giorni.
Le Cefeidi si dividono in
Cefeidi di tipo I (o classiche): hanno pulsazioni regolari da giorni a mesi. Sono stelle
Giovani di popolazione I e sono 4-20 volte piu’ massicce del Sole e fino a 100000 volte piu’
Luminose. Sono supergiganti gialle di classe F6-K2.
Cefeidi di tipo II: sono stelle di popolazione II, povere di metalli, vecchie e di massa piccola (meta’ di quella del Sole). Si suddividono ulteriormente in gruppi in base alla durata della pulsazione. 1-4 giorni BL Her subclass, 10–20 giorni W Virginis , periodi maggiori RV Tauri .
Variabili Cefeidi
Il nome di questa classe di stelle deriva da δ Cephei, la prima variabile di questo tipo osservata nella nostra galassia. Essa varia dalla magnitudine 3,7 a 4,5 in un periodo di 5,4 giorni.
Le Cefeidi si dividono in
Cefeidi di tipo I (o classiche): hanno pulsazioni regolari da giorni a mesi. Sono stelle
Giovani di popolazione I e sono 4-20 volte piu’ massicce del Sole e fino a 100000 volte piu’
Luminose. Sono supergiganti gialle di classe F6-K2.
Cefeidi di tipo II: sono stelle di popolazione II, povere di metalli, vecchie e di massa piccola (meta’ di quella del Sole). Si suddividono ulteriormente in gruppi in base alla durata della pulsazione. 1-4 giorni BL Her subclass, 10–20 giorni W Virginis , periodi maggiori RV Tauri .
Variabili Cefeidi
Il nome di questa classe di stelle deriva da δ Cephei, la prima variabile di questo tipo osservata nella nostra galassia. Essa varia dalla magnitudine 3,7 a 4,5 in un periodo di 5,4 giorni.
Le Cefeidi si dividono in
Cefeidi di tipo I (o classiche): hanno pulsazioni regolari da giorni a mesi. Sono stelle
Giovani di popolazione I e sono 4-20 volte piu’ massicce del Sole e fino a 100000 volte piu’
Luminose. Sono supergiganti gialle di classe F6-K2.
Cefeidi di tipo II: sono stelle di popolazione II, povere di metalli, vecchie e di massa piccola (meta’ di quella del Sole). Si suddividono ulteriormente in gruppi in base alla durata della pulsazione. 1-4 giorni BL Her subclass, 10–20 giorni W Virginis , periodi maggiori RV Tauri .
RR-Lyrae
Variabili RR Lyrae
Le stelle variabili di tipo RR-Lyrae sono stelle periodiche che si trovano essenzialmente negli ammassi globulari. Hanno masse dell’ordine di meta’ di quella del Sole.
Sono stelle vecchie e di popolazione II
Sono molto piu’ comuni delle Cefeidi ma anche molto meno luminose.
La magnitudine assoluta di una RR-Lyrae e’ 0.75 solo 40 o 50 volte piu’ luminosa del Sole.
Il periodo e’ generalmente minore di un giorno, sulle sette ore.
Sono usate per determinare le distanze degli ammassi globulari.
Metodo dell’ammasso mobile
La Heavitt calibro’ le Cefeidi nell’ammasso delle Iadi. Queste sono Cefeidi di popolazione I.
Le cefeidi viste da Hubble e Humason per M31 erano invece di popolazione II.
Vedremo che Hubble sbaglio’ calibrazione stimando una luminosita’ delle cefeidi
In M31 maggiore e quindi una distanza di M31 minore (vedremo costante di Hubble Maggiore).
Parallasse Spettroscopica
Relazione Periodo-Luminosita’
Le Cefeidi variano con un periodo che cresce con la luminosità media.
La luminosità intrinseca di una Cefeide può essere determinata a partire da suo periodo!
Le Cefeidi sono in genere molto luminose e possono essere osservate a grandi distanze (anche nelle galassie esterne).
Le osservazioni delle Cefeidi possono essere utilizzate per misurare le distanze fino alle
galassie vicine. Le Cefeidi di tipo I hanno una relazione periodo-luminosita’ diversa da tipo II !!
A parita’ di periodo sono piu’ luminose.
E’ necessario fare attenzione !!!
Come facciamo a conoscere la luminosita’ intrinseca ?
Intorno al 1910 Henrietta Leavitt scopre che le Luminosita’ delle stelle variabili cefeidi della
Piccola nube di Magellano si dispongo in funzione del loro periodo di luminosita’ secondo una legge Del tipo:
35 . 1 )
( log
78 .
2
10
P
M
Tra il 1914 e il 1920 Harlow Shapley, all’epoca
all’osservatorio di Mt. Wilson, usa le variabili cefeidi per stimare il diametro della nostra galassia.
Secondo Shapley la nostra galassia era di un diametro di circa 150.000 anni luce.
Nel 1920 nacque un dibattito famoso tra Shapley e Heber Curtis del Lick observatory. Secondo Curtis Le variabili cefeidi non erano attendibili, la galassia era molto piu’ piccola (30.000 anni luce) ed il
Sole quasi al suo centro.
